Как определить температуру солнца по солнечной постоянной

Солнце и солнечная постоянная

Солнце можно разделить на внутреннюю часть и атмосферу. Температура внутренней части превышает 5 ∙10 6 . Здесь возника­ют термоядерные реакции перехода водорода в гелий. Энергия этих реакций распространяется из недр Солнца путем поглощения и пе­реизлучения световых квантов вышележащими слоями. В верхнем слое (толщиной около 100 000 км) этой части, называемом конвек­тивной зоной, перенос энергии осуществляется также путем кон­векции (скорость подъема горячих масс газа и опускания холодных масс -1- 2м/с).

Атмосфера Солнца состоит из трех слоев. Самый нижний слой толщиной 100—300 км носит название фотосферы. Она представля­ет собой сильно ионизированный газ с температурой 5000—6000 К и давлением на верхней границе около 100 гПа. Фотосфера излучает практически всю энергию, поступающую на Землю от Солнца. Выше фотосферы расположена хромосфера, простирающаяся до вы­соты 10 000—15 000 км, и солнечная корона, представляющая со­бой почти полностью ионизированный газ — плазму (с числом час­тиц в 1 см 3 около 3 ∙10 7 у основания короны и около 200 вблизи ор­биты Земли).

Температура Солнца понижается с увеличением расстояния от центра его лишь до верхней границы фотосферы. В хромосфере тем­пература возрастает с увеличением высоты, сначала медленно (до десятков тысяч Кельвинов), а затем быстро, и достигает миллиона Кельвинов на границе между хромосферой и солнечной короной.

Повышение температуры в хромосфере и короне принято объяс­нять рассеянием энергии звуковых и других волн, которые возника­ют в конвективной зоне.

Скорость истечения плазмы вблизи Солнца относительно мала (порядка десятков километров в секунду), затем она возрастает и вблизи орбиты Земли достигает нескольких сотен километров в се­кунду. Поток заряженных частиц — корпускул, летящих от Солнца во всех направлениях, получил название солнечного ветра.

Солнечная атмосфера, и в частности фотосфера, весьма неодно­родна и неспокойна. В ней наблюдаются факелы, флоккулы, хромосферные вспышки и другие процессы, являющиеся источниками корпускулярных потоков, более сильных, чем солнечный ветер. Особенно резко возрастает корпускулярное и электромагнитное из­лучение Солнца при хромосферных вспышках продолжительностью от нескольких минут до нескольких часов. Плотность вещества в местах вспышки значительно больше, чем в окружающих областях хромосферы, а скорость движения корпускул достигает 1000 км/с. При определенной ориентации такой поток корпускул через 1—2 сут достигает Земли и вызывает магнитные бури, полярные си­яния и другие геофизические явления. Во время вспышки сильно возрастает интенсивность рентгеновского и радиоволнового излуче­ния, а также излучения в некоторых участках ультрафиолетовой и видимой областей спектра.

В фотосфере возникают относительно холодные образования (с температурой около 4600 К) неправильной формы с очень сильны­ми магнитными полями, получившими название солнечных пятен. Они обычно появляются группами в широтных зонах 35—5° по обе стороны от солнечного экватора и существуют от нескольких часов до нескольких месяцев.

Весь комплекс кратко описанных нестационарных явлений в солнечной атмосфере называют солнечной активностью. Для ее ко­личественной характеристики используются различные индексы. Наиболее распространенный среди них — число Вольфа W, пропор­циональное сумме общего числа пятен f удесятеренного числа их групп g:

где k — эмпирический коэффициент.

Число Вольфа обнаруживает колебания во времени со средним периодом около 11 лет (при изменении отдельных периодов от 7 до 17 лет). Такие колебания свойственны и другим проявлениям сол­нечной активности и обусловленным ею геофизическим явлениям. Число Вольфа во время минимума солнечной активности изменяет­ся от 0 до 11, а во время максимума — от 40 до 240. В течение 11-летнего цикла меняется не только число солнечных пятен, но и положение зоны их образования. Кроме колебания с периодом око­ло 11 лет, наблюдения позволили выявить ряд колебаний солнечной активности с другими периодами (27 сут, 22 года, 80—90 лет).

Важнейшее значение имеет проблема выяснения связи солнеч­ной активности с процессами и явлениями в земной атмосфере — так называемая проблема солнечно-земных связей. По этой пробле­ме за последние десятилетия выполнено много исследований. Одна­ко в целом она еще не решена. В частности, остается неясным меха­низм связи с солнечной активностью погодообразующих процессов, наблюдаемых в тропосфере и стратосфере.

Весь спектр излучения Солнца принято делить на ряд областей (в скобках указаны граничные длины волн λ):

1) гамма-излучение (λ -5 мкм);

2) рентгеновское излучение (10 -5 мкм -2 мкм);

3) ультрафиолетовая радиация (0,01 мкм

радиоволновое излучение (λ > 0,3 см).

Выделяют также ближний ультрафиолетовый (0,29—0,39 мкм) и ближний инфракрасный (0,76—2,4 мкм) участки спектра.

Большая часть(свыше 95 %) излучения Солнца приходится на область так называемого оптического окна (0,29—2,4 мкм), включа­ющего видимый, ближние ультрафиолетовый и инфракрасный уча­стки спектра. Эта область носит название оптического окна по той причине, что именно здесь земная атмосфера наиболее прозрачна для солнечного излучения (пропускает около 80 %), в то время как излучение в дальних ультрафиолетовой и инфракрасной областях (на которые приходится около 1 и 3,6 %) полностью или почти пол­ностью поглощается атмосферой. Отметим попутно, что, помимо волн оптического диапазона атмосфера прозрачна также для радио­волнового излучения в интервале длин волн 1—20 см.

Излучательная способность Солнца близка к излучательной спо­собности абсолютно черного тела с температурой около 5800 К. В табл. 5.1 и на рис. 5.3 приведено распределение по длинам волн сол­нечной радиации на верхней границе земной атмосферы. Однако из­лучение Солнца близко к излучению абсолютно черного тела только в видимой и ближних инфракрасной и ультрафиолетовой областях спектра. В интервале 0,29—0,21 мкм излучение Солнца убывает с длиной волны быстрее, чем у черного тела. Однако далее оно убыва­ет медленнее, и уже вблизи λ≈ 0,1 мкм Солнце излучает в 2—3 раза больше энергии, чем черное тело.

При λ * _λ0 сол.радиации на верх­ней границе атмосферы (при I * ₀= 1,353 кВт/м2) и доля (D_λ) потока солнечной радиации во всем интервале длин волн короче λ

Рис. 5.3. Спектральная плотность I * _λ0 потока солнечной радиации на верхней границе

атмосферы. I-по данным Такаекары и Драммонда (1970), 2 — по данным Джонсона (1954).

Интенсивность излучения Солнца в области очень коротких волн (особенно интенсивность рентгеновского излучения) подвержена резким колебаниям во времени — в десятки и сотни раз в 11-летнем цикле солнечной активности. Эти колебания, несмотря на малую энергию, оказывают определенное влияние на процессы, протекаю­щие в самых верхних слоях земной атмосферы. Однако вклад рент­геновского излучения, равно как и радиоволнового, которое подвер­жено еще более значительным колебаниям, в общий поток солнеч­ной радиации ничтожно мал. По этой причине даже резкие колеба­ния этих излучений практически не сказываются на интегральном потоке солнечной радиации, для которого характерно постоянство во времени.

Считая Солнце по своим характеристикам близким к абсолютно черному телу, можно оценить температуру Солнца. При этом раз­ные методы дают несколько различные результаты. Максимум излучательной способности Солнца приходится на видимый участокспектра, на длину волны λ_т =0,4738мкм. На основании закона Вина получаем так называемую цветовую температуру Солнца: Т_с = 6116 К

Второй метод определения температуры Солнца основан на фор­муле (5.1.17) для потока излучения и на понятии солнечной посто­янной. Количество солнечной радиации, поступающее в единицу времени на единичную поверхность на верхней границе земной ат­мосферы, перпендикулярную солнечным лучам, при среднем рас­стоянии Земли от Солнца, называется солнечной постоянной. Обо­значим солнечную постоянную через I * ₀ значение солнечной постоянной вследствие тех больших трудностей, которые возника­ют при ее определении, не установлено до настоящего времени.

Широкие возможности для определения I*₀оявились в послед­ние десятилетия на основе наблюдений потока солнечной радиации с помощью ИСЗ. Согласно новейшим данным актинометрических измерений на спутниках, наиболее вероятное значение солнечной постоянной заключено в интервале 1,368 — 1,377 кВт/м 2 (макси­мальный разброс составляет 1,322 — 1,428 кВт/м 2 при отсутствии какой-либо регулярности изменения во времени — отсюда и термин „солнечная постоянная»).

Международная комиссия по радиации рекомендовала принять в качестве стандартного значения солнечной постоянной (по Меж­дународной пиргелиометрической шкале 1956 г.)

К. Я. Кондратьев и Г. А. Никольский на основе данных измере­ний на аэростатах, поднимавшихся до высоты около 30 км, получили (путем экстраполяции аэростатных данных за пределы атмосфе­ры) для I*0 6 кВт/м2. Не исключено, что солнечная по­стоянная испытывает некоторые изменения во времени под влияни­ем колебаний активности Солнца. По К. Я. Кондратьеву и Г. А. Ни­кольскому, наибольшее значение /0 наблюдается при W = 90. 100. При значениях числа Вольфа вне этого интервала солнечная посто­янная уменьшается, при этом максимальное отклонение достигает 2 %.

Наряду с понятием солнечной постоянной, включающей энер­гию всех длин волн (ее называют также астрономической солнечной постоянной), некоторые авторы (Дж. Джордж, С. И. Сивков) пред­ложили ввести понятие метеорологической солнечной постоянной. Последняя представляет собой поток солнечной радиации на верх­ней границе атмосферы в спектральном интервале 0,346—2,4 мкм. Из спектра солнечной радиации исключается, таким образом, та часть излучения, которая никогда не достигает тропосферы и не оказывает влияния на ее тепловой режим. Метеорологическая сол­нечная постоянная равна по Джорджу 1,26 кВт/м 2 , по Сивкову 1,25 кВт/м 2 .

Если известно значение солнечной постоянной, то можно под­считать поток излучения Солнца B_с. Обозначим через г₀ среднее расстояние Земли от Солнца (г₀= 149,5 млн. км), через а радиус Солнца (а = 696,6 тыс. км).

Каждый квадратный метр сферы радиусом г₀ получает за 1 с энергию I*₀; количество энергии, получаемое всей сферой радиусом Го, равно количеству энергии, излучаемой Солнцем

Зная поток B_с и приравнивая его σТ_с 4 , находим температуру фо­тосферы Солнца: T_с = 5805 К. Температура Солнца, определенная по значениям I * ₀и B_с, носит название эффективной или радиаци­онной температуры. При практических расчетах температуру Солнца полагают равной 6000 К.

Количество энергии, излучаемое Солнцем, распределяется меж­ду различными участками спектра следующим образом: ультрафио­летовая область (λ 0,76 мкм) — 44 %.

Из изложенного выше следует, что Солнце излучает энергию в широком диапазоне длин волн. Однако свыше 99 % этой энергии приходится на участок спектра, заключенный между 0,10 и 4 мкм. Солнечную радиацию по этой причине часто называют коротковол­новой, в отличие от инфракрасной (длинноволновой) радиации Зем­ли и атмосферы, свыше 99 % которой приходится на интервал длин волн от 3—4 до 80—120 мкм.

Источник

Как определить температуру солнца по солнечной постоянной

Темы исследований

Оформление работы

Наш баннер

Исследовательские работы и проекты

Солнечная постоянная

В процессе работы над исследовательским проектом по физике «Солнечная постоянная» учениками 10 класса была поставлена цель разработать способ измерения солнечной постоянной с использованием школьного лабораторного оборудования.

Подробнее о работе:

В предложенном проекте по физике «Солнечная постоянная» авторами была собрана и проанализирована информация о теории и истории солнечной постоянной, построен пиргелиометр, проведен эксперимент по измерению солнечной постоянной, проверена достоверность полученных результатов и составлены графики солнечной постоянной.

Оглавление

Введение
1. История построения солнечной постояненой.
2. Пиргелиометрия.
3. Построение пиргелиометра.
4. Графики солнечной постоянной.
Выводы
Литература

Задачи:

1. Собрать информацию из учебной, научно-популярной литературы по солнечной постоянной
2. Проанализировать существующие способы измерения солнечной постоянной
3. Разработать экспериментальную установку
4. Провести эксперимент
5. Проверить достоверность полученных результатов

Актуальность: Знание значения солнечной постоянной очень важно для изучения и прогнозирования процессов в земной атмосфере. Солнечная постоянная определяет развитие альтернативных способов получения энергии. А для нас измерение солнечной постоянной крайне важно при изучении школьного курса физики на основе метода научного познания

Солнце – главный источник света в Солнечной системе!

Солнечная постоянная — суммарная мощность солнечного излучения, приходящегося на единичную площадку, ориентированную перпендикулярно солнечным лучам, на расстоянии одной астрономической единицы от Солнца вне земной атмосферы

Солнце ежесекундно излучает 3,827 1026 Дж энергии ! Какую часть этой энергии получает Земля? Только одну двухмиллиардную часть !

Первая попытка определения солнечной постоянной была сделана французским учёным К. М. Пуйе в 1837. В начале XX века в Смитсонианской астрофизической обсерватории проводилась серия высокогорных измерений солнечной постоянной. Согласно полученным данным вариации солнечной постоянной составили от 0,1 до 1%, а средняя величина оказалась равной 1352 Вт/м2.

Исторически первые прямые измерения солнечной постоянной вне тропосферы были выполнены в Ленинградском университете в 1961 группой К.Я. Кондратьева. Комплекс приборов поднимался аэростатом на высоту до 32 км. Всего до 1967 года было проведено 28 подъемов аэростата. Среднее значение по результатам всего комплекса измерений составило 1356 ± 14 Вт/м2.

В период 1968–1969 Р. Уилсоном также были проведены аэростатные измерения. Среднее полученное значение равнялось 1373 ± 14 Вт/м2. Точность аэростатных измерений 0,2–0,5%.

Измерения солнечной постоянной с использованием космических аппаратов обладают большей достоверностью, потому что проводятся за пределами атмосферы. Первое длительное измерение солнечной постоянной за пределами земной атмосферы выполнено в эксперименте, поставленном Лабораторией реактивного движения на искусственных спутниках Земли «Маринер-6» и «Маринер– 7» в 1969 году. Измерения показали, что величина солнечной постоянной не изменялась больше, чем в пределах точности измерений (около ± 0,25%).

В соответствии с реализацией программы эксперимента «Радиационный баланс Земли» (ERB), проведенного с борта космического аппарата «Нимбус–6», запущенного в 1975 , были получены значения солнечной постоянной в диапазоне от 1388 до 1392 Вт/м2. В 1976 году проводились одновременные измерения солнечной постоянной с зондирующей ракеты (высота около 100 км) и космического аппарата «Нимбус–6». Осредненное значение оказалось равным 1367 ± 6 Вт/м2.

Начиная с запуска американских спутников «Нимбус–7» (1978), а затем и SMM (1980), оснащенных полостными радиометрами, начался новый этап в измерении солнечной постоянной. Впервые за всю историю определения солнечной постоянной ее измерения достигли точности в сотые доли процента.

Пиргелиометр – абсолютный прибор для измерений прямой солнечной радиации, падающей на поверхность, перпендикулярную лучам. Принцип действия – измерение количества тепла, образующегося при поглощении солнечного излучения

В 1892 русский физик Хвольсон разработал теорию абсолютных измерений. солнечной

В России в качестве эталонного принят пиргелиометр Ангстрема, созданный в 1896. Он представляет собой две одинаковые тонкие зачерненные пластины и термопару, соединённую с ними. Одна из пластин нагревается солнечным излучением, вторая, защищённая от солнечных лучей, нагревается током.

При равных температурах пластин термопара не даёт тока. Количество солнечного тепла, поглощённого первой пластиной определяется по радиации с помощью пиргелиометра. Измерения в пиргелиометре Хвольсона производились с помощью двух медных пластин, одна из которых нагревалась солнечными лучами, и термопары, выделявшей ток, который измерялся гальванометром значению тока, подаваемого на вторую пластину для компенсации разницы

В США эталонным прибором является водоструйный пиргелиометр Аббота с конструктивными температур поправками советского учёного В. М. Шульгина. Датчиком служит помещённая под солнечный свет зачернённая камера, омываемая потоком воды. Такая же камера, но затенённая, нагревалась электрическим током так, чтобы температура выходящих из этих камер потоков воды была одинакова, что измерялось термоэлементами

В современных пиргелиометрах сенсором служат термобатареи — ряд последовательно соединённых термоэлементов (полупроводниковые элементы, использующие термоэлектрические явления)

Наш пиргелиометр решено было сделать из пластиковогоконтейнера для соуса

• Измерительная установка (штатив, муфта, лапка, платформа с внешним стаканом калориметра, транспортиром и отвесом, крышка с установленным перпендикулярно стержнем)
• Калориметр
• Мультиметр MS 8221 с термопарой
• Герметичный полиэтиленовый контейнер объёмом 30 мл

Зависимость изменения температуры от времени

Мы узнали, что КПД можно измерять лишь на начальном, далеком от насыщения участке, следовательно, и солнечную постоянную нужно считать только так !

Зависимость изменения температуры от времени

Выводы

1. Нами была разработана экспериментальная установка для измерения солнечной постоянной на базе школьного оборудования

2. Проведены эксперименты двумя бригадами 23.05.2018 и 24.05.2018 (третьей бригаде не повезло с погодой – и эксперимент так и не состоялся)

3. Несмотря на некоторые незначительные различия в экспериментальных данных двух бригад начальный этап измерений был взят один и тот же (за 25 мин температура увеличилась на 18оС), поэтому рассчитанное значение солнечной постоянной полностью совпало – 995 Вт/м2

4. Разработанная установка и схема эксперимента позволят в дальнейшем проводить измерение солнечной постоянной фронтально прямо на уроке при изучении оптики. При условии хорошей погоды можно лишь измерить увеличение температуры за 20 – 25 мин – этого будет достаточно для оценки значения солнечной постоянной

Источник